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きよあつしまむね
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1 宇宙科学 II ( 電波天文学 ) 第 12 回ブラックホール (II) 前回の復習 1

2 ブラックホール強い重力により光さえ飲み込む暗黒の天体ブラックホールの大きさ ( シュバルツシルト半径 ) R g = 2GM / c 2 無限遠から初速 0 で BH 近傍の円軌道まで物質を落とすと E = ¼ m c 2 という莫大なエネルギーが取り出せる ( ニュートン力学の近似実際は静止質量の ~ 10%) ブラックホールの想像図銀河中心ブラックホール連星系ブラックホールブラックホールは通常ブラックホール円盤ジェットからなる 2

3 AGN : 活動銀河中心核 AGN (Active Galactic Nuclei) = 活動銀河中心核銀河中心の巨大ブラックホールのうち活動的に明るく輝いているものの総称 AGN の光度質量降着率と高度の関係 L = ε dm/dt c 2 (ε~0.1) dm/dt ~ 0.7 M sun / yr のとき L ~ L sun すなわち 1 年あたり太陽質量程度のガスを BH に落としこむと AGN の莫大なエネルギーは説明可能 L=10 12 L sun の AGN がエディントン光度で輝いているとすると M min ~ 3 x 10 7 M sun すなわち太陽の 3000 万倍もある超巨大ブラックホールが必要になる 3

4 ブラックホールからのジェット電波銀河とジェット AGNから光速に近い速度でジェットが放出されシンクロトロン放射で明るく輝く電波銀河 Cyg-A BHから出る電波ジェットは銀河よりも大きな広がりを持つこともある ( 電波ローブ ) 4

5 2011/7/11 M87の電波ジェット M87 おとめ座銀河団中の巨大楕円銀河電波でみたM87 M87の電波コアとジェットのモニター (Walker+ with VLBA) AGNから出るジェット中心にあるブラックホールからジェットが出ている様子が多数見つかっているジェットの速度は光速の 90 に達するものもあるこれらの高速ジェットもブラックホールに関連していると考えられる 5

ジェットの超光速運動 VLBI でミリ秒角スケールまでジェットを分解してモニターするとジェットの見かけの運動速度が光速度を超えることがある 3C273 1977.

52 β app = v app /c ~ 9 ジェットの超光速運動 (2) l 1 l 2 光子 P1 観測者 AGN ~~~~~~ ~~~~ θ ジェット J 速度 v ~~~~ 光子 P2

6 ジェットの超光速運動 VLBI でミリ秒角スケールまでジェットを分解してモニターするとジェットの見かけの運動速度が光速度を超えることがある 3C 電波でみた 3C279 の超光速運動 β app ~ β app = v app /c ~ 9 ジェットの超光速運動 (2) l 1 l 2 光子 P1 観測者 AGN ~~~~~~ ~~~~ θ ジェット J 速度 v ~~~~ 光子 P2 時刻 0 に AGN から出た光子 P1, ジェット J, および時刻 t にジェット J から出た光子 P2 を考える P1,P2 が観測者に届く際の時間差は t = (l 1 -l 2 )/c = (1 v/c cosθ) t 時間間隔 t の間のジェットの見かけの動きは x = v tsinθ 6

ジェットの超光速運動 (3) ジェットの見かけの速度 v app = x / t ジェットの見かけの運動速度とジェットを見込む角の関係 βapp β app = v app / c = βsinθ / (1-βcosθ) (β= v/c) β app は β~ 1, θ<< 1のとき 1よりも大きくなる超光速運動 (βapp > 1) はジェットが光速度に近い速さまで加速された証拠

7 ジェットの超光速運動 (3) ジェットの見かけの速度 v app = x / t ジェットの見かけの運動速度とジェットを見込む角の関係 βapp β app = v app / c = βsinθ / (1-βcosθ) (β= v/c) β app は β~ 1, θ<< 1のとき 1よりも大きくなる超光速運動 (βapp > 1) はジェットが光速度に近い速さまで加速された証拠 θ(deg) ジェットの速度と BH AGN ジェットの β~ 1 の意味ジェットのような質量放出現象ではその放出速度は中心天体の脱出速度程度となる ( オーダー評価 ) 理由 1) 脱出速度に満たない物質は出てこれない理由 2) 脱出速度を超えた物質はすぐに重力を振り切ってしまうので脱出速度よりもはるかに大きな速度まで加速するのは難しい光速度に近いジェット (β~ 1) の存在は中心天体がブラックホールであることの間接的な証拠 (BH 表面の脱出速度は光速 ) 7

8 ジェット研究の課題どうやって光速近くまで加速するかどうやって細く絞るか ( 輻射圧磁場 etc??) これらに答えるにはジェットの根元の詳細な観測が必要 (BH 近傍を分解する必要がある ) 降着円盤と BH 8

BH 近傍で安定な円軌道が存在しないシュバルツシルト場の場合 R = 3 R_g が最内安定円軌道 (Innermost Stable Circular Orbit) BH 近傍の粒子の運動降着円盤は真ん中に穴があいたドーナッツ状になるニュートン的 / 相対論的な場合の実効ポテンシャル標準降着円盤

9 BH 近傍で安定な円軌道が存在しないシュバルツシルト場の場合 R = 3 R_g が最内安定円軌道 (Innermost Stable Circular Orbit) BH 近傍の粒子の運動降着円盤は真ん中に穴があいたドーナッツ状になるニュートン的 / 相対論的な場合の実効ポテンシャル標準降着円盤ガスの降着によって解放するエネルギーを局所的な黒体輻射で放射する円盤円盤の温度 ( オーダー評価 ) AGNの明るさ L ~ GM dm/dt / 2r 円盤の大きさを R とし平均温度 T の黒体輻射とすると L ~ 2 x πr 2 x σt 4 これより T ~ ( GM dm/dt / 4πσR 3 ) 1/4 9

AGN が選択的に多数観測される降着円盤 BH 周囲の降着円盤には物理状態の異なるいくつかの状態がある降着率 Abramowicz+ 1995 Slim disk

10 標準降着円盤 (2) 典型的なAGNのパラメーター M ~ 3 x 10 7 M sun, dm/dt ~ 1 M sun / yr R ~ 3 R g を用いると T ~ 2 x 10 5 K 紫外線 ~X 線で輝く ( 実際のAGNからの放射は熱放射だけでなく非熱的な成分の寄与が大きい ) X 線衛星 Chandra で見た遠方銀河明るい AGN が選択的に多数観測される降着円盤 BH 周囲の降着円盤には物理状態の異なるいくつかの状態がある降着率 Abramowicz Slim disk 標準円盤 ADAF/ 低光度 AGN 円盤密度 VLBI で円盤を直接観測できる可能性があるのは ADAF 円盤 ( 重力エネルギーを放射で解放しないためきわめて高温になる ) 10

11 低光度 AGN 活動性が低い ( 暗い )AGN は標準円盤では説明できないもっとも顕著な例は銀河系中心の BH である Sgr A* M ~ 3 x 10 6 M sun, L ~ 2.5 x 10 3 L sun dm/dt ~ 2 x 10-9 M sun / yr, R ~ 3 R g を用いると T ~ 7000 K 可視光で明るい天体のはず ( 実際は見えない ) 低光度 AGN と BH Sgr A* の場合周囲のガスの質量から最低でも dm/dt ~ 10-6 M sun 程度と期待されるこの場合 L ~ 10 6 L sun となり観測値を大きく上回るこのような放射が外部に出ないためには降着円盤のガスの放射効率が悪く重力エネルギーの解放によって得られたエネルギーを熱として蓄えたままブラックホールに落ちていく必要がある Sgr A* には通常の天体のような表面はなくブラックホールであることを示唆するこのタイプの AGN は光度が低く温度が極めて高い (T~ K) 円盤を持つ > VLBI の観測対象 11

12 銀河系中心のブラックホール銀河面放射と銀河系中心 408MHzの全天マップ ( 左 ) 部 ( 右 ) と 8GHz でみた銀河系中心銀河面背景放射は低周波ではシンクロトロン放射が卓越 GHz 帯になると星形成領域からの制動放射なども混じる 12

13 Radio images of the Galaxy Center Sgr A 0.5 度 75pc pc 250 pc 8 20 pc VLA 20cm Yusef zadeh 86GHz の VLBI 観測 Sgr A* size : < 1mas (< 100 R_g) : c.f. θ_g ~ 10 μas 1 ミリ秒角 VLBA 86GHz map by Shen et al.(2005) 太陽系程度の大きさの構造まで分解 13

14 Sgr A* 周囲の星の運動銀河系中心部の赤外線によるモニター観測 Motion of stars (Genzel et al.) Sgr A* に最も近い星の軌道 NTT+VLT black Keck green Schodel et al 2004 Pericenter ~14 mas (~1400 R_g) Ghez et al pc Most likely mass of the BH ~ 4 x 10^6 solar mass 14

15 銀河系中心 Sgr A* 電波や X 線で観測される銀河系の中心天体星の軌道の重心に一致する推定質量 4 x 10 6 M sun 低光度 AGN の性質を示す超巨大ブラックホールである可能性が高い全天で見かけの大きさが最も大きなブラックホール候補天体であるブラックホールは見える? ブラックホール自身は暗い ( はず ) ブラックホールに落ち込むガスが回転しながら高温で明るく輝くのでそれを背景に黒い穴が見えると期待される銀河系中心のブラックホールは黒い穴の見た目が最も大きい Fukue et al. (1989) 直径 ~30 マイクロ秒角 ( 波長の短い電波干渉計なら分解可能 ) 15

サブミリ波 VLBI の重要性長い波長の電波はプラズマによる散乱を受けて像がぼやける

1999 Scatter effect λ^2 230GHz での Sgr A* 観測 Sgr

λ, higher resolution 2) less interstellar

16 サブミリ波 VLBI の重要性長い波長の電波はプラズマによる散乱を受けて像がぼやける短い波長が有利 (θ~λ/d で分解能も向上 ) Lo et al.1999 Scatter effect λ^2 230GHz での Sgr A* 観測 Sgr A*: 見かけが最も大きい BH その分解にはサブミリ波 VLBI が有効 1) shorter λ, higher resolution 2) less interstellar scattering Fukue et al 1989 ARO/SMT-CARMA(600km) ARO/SMT-JCMT Doeleman et al in Nature Doeleman et al.(2008) は 1.3mm で Sgr A* の構造を ~40 μ 秒まで分解黒い穴の分解まであと一歩? 16

17 ASTE を用いたサブミリ波 VLBI ASTE : Atacama Submillimeter Telescope Experiment 国立天文台が南米チリに有する 10m 電波望遠鏡これを米国の観測局と組み合わせて銀河系中心のブラックホールを観測する計画が現在進行中 + ASTE 10m telescope (@4860m above see level) sub-mm VLBI array in US ASTE 参加の利点南天の良好なサイト基線長が倍増高分解能 CARMA SMTO JCMT ASTE 2010 年春に初観測を実行 UV coverage for Sgr A* (red: UV with ASTE) fringe spacing ~30μas 17

998) Non-rotating (a=0) image 230 GHz 500 GHz Black hole shadow size : ~ 5 r_g Sgr

18 2011/7/11 Sgr A* ブラックホールはサブミリ波で見える Simulated image by Falcke et al Rotating (a=0.998) Non-rotating (a=0) image 230 GHz 500 GHz Black hole shadow size : ~ 5 r_g Sgr A*ブラックホールのシュミレーション Takahashi et al.(2004) i 45 i 80 ブラックホールのパラメーターによってさまざまなイメージが期待されるブラックホール質量スピン降着円盤の傾きなどブラックホールシャドウ > ブラックホール存在の証拠でありまたブラックホールのパラメーターを決める重要情報 18

19 Sgr A* ブラックホールのシュミレーション Broderick (2006) パラメーターによる違いや周波数による違いも実際の観測ではどうなっている? ( 今後の課題 ) Sgr A* 観測の将来展望黒い穴の分解降着円盤構造の詳細な研究ジェットの発生メカニズム強重力場での一般相対性理論の検証 etc. 19

電波天文衛星でサブミリ波 VLBI? 分解能がさらに向上黒い穴に加えて BH 周囲の細かい構造も見える時代が来る?

20 ASTE 以後の将来展望日米欧が国際共同でチリに建設中の ALMA も参加? (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) 感度が桁違いに向上! 電波天文衛星でサブミリ波 VLBI? 分解能がさらに向上黒い穴に加えて BH 周囲の細かい構造も見える時代が来る? まとめ BH の存在についてはさまざまな観測結果の積み上げから間違いないただしその究極の証明 ( 黒い穴の検出 ) はまだ BH 近傍の詳細な観測は今後 10 年の電波天文学の最重要課題の一つ 20

21 ブラックホールからの黒体放射 ( ホーキング放射 ) ブラックホールからの黒体放射ホーキングの量子論的考察量子揺らぎによってブラックホール近傍で生成するエネルギーが正負の粒子対のうち負のものが BH にトラップされ正のものが BH から遠ざかることで等価的に放射がでる詳しい計算によるとブラックホールは黒体放射をする ( ホーキング放射 ) > 対応する温度を持つ 21

スティーブンホーキング Stephen Hawking 車椅子の科学者として有名ケンブリッジ大学第 17 代ルーカス記念講座教授 (1663 年から続く伝統ある職第 2 代目はニュートン ) (1942 - ) ブラックホールの理論的研究の第一人者ブラックホールの熱力学

22 スティーブンホーキング Stephen Hawking 車椅子の科学者として有名ケンブリッジ大学第 17 代ルーカス記念講座教授 (1663 年から続く伝統ある職第 2 代目はニュートン ) ( ) ブラックホールの理論的研究の第一人者ブラックホールの熱力学ホーキング放射などブラックホールの温度の導出不確定性関係による大ざっぱな導出不確定性関係 E t ~ h / 2π ブラックホールの時間スケール t BH ~ 2r g / c ~ 4GM / c 3 エネルギーと温度の関係 E ~ kt 厳密解と 2π のファクターを除き一致 22

23 ブラックホールの蒸発黒体放射によってブラックホールのエネルギーが失われた結果質量が減少する最終的には放射によってブラックホールはその全質量を失い蒸発するただしものすごい時間がかかる太陽質量のブラックホールが蒸発するには年かかる ( 宇宙年齢 137 億歳 =1.37x10 10 年 ) 検出されればノーベル賞級の大発見だが 23

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